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Une nouvelle étude suggère de rebaptiser ces emblématiques structures “Les Piliers de la Destruction”

Des astronomes sont parvenus, grâce à l'instrument MUSE qui équipe le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO, à dresser la toute première carte tridimensionnelle des célèbres Piliers de la Création dans la Nébuleuse de l'Aigle, également notée Messier 16. Les nouvelles observations renseignent sur la distribution spatiale des diverses colonnes de poussière au sein de cette emblématique structure et révèlent de nombreux nouveaux détails – notamment l'existence d'un jet inconnu en provenance d'une jeune étoile. Le rayonnement intense ainsi que les vents stellaires issus des brillantes étoiles de l'amas ont lentement sculpté les Piliers de la Création et devraient totalement les dissiper au cours des trois millions d'années à venir.

La toute première image des célèbres Piliers de la Création a été acquise par le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA voici très exactement vingt ans. Très rapidement, elle s'est imposée comme l'une des images les plus emblématiques et les plus poignantes de ce programme spatial. Depuis lors, ces nuages ondoyants, qui s'étendent sur plusieurs années-lumière [1], n'ont cessé de surprendre les scientifiques ainsi que le grand public.

Les structures proéminentes ainsi que l'amas d'étoiles NGC 6611 situé non loin de là, composent la région de formation stellaire baptisée Nébuleuse de l'Aigle, par ailleurs notée Messier 16 ou M16. La nébuleuse et les objets qui lui sont associés se situent à quelque 7000 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Serpent.

Les Piliers de la Création sont emblématiques des structures, en forme de colonnes, qui se développent au cœur des vastes nuages de gaz et de poussière et qui sont le berceau de nouvelles étoiles. Les colonnes surgissent lorsque l'intense rayonnement ultraviolet ainsi que les violents vents stellaires en provenance des étoiles massives, fraîchement formées, de couleur blanc-bleu et de types O et B, expulsent de leur environnement proche la matière de plus faible densité.

Des poches de gaz et de poussière de densité plus élevée peuvent toutefois résister plus longtemps à ce processus d'érosion. La matière située à l'arrière-plan de ces épaisses régions poussiéreuses se trouve alors protégée du rayonnement foudroyant en provenance des étoiles de types O et B. Cet écran protecteur génère de sombres “queues”, ou bien encore des “trompes d'éléphant”, qui nous apparaissent tels des piliers poussiéreux orientés en direction opposée à celle des étoiles brillantes.

L'instrument MUSE qui équipe le Très Grand Télescope de l'ESO a révélé l'évaporation continue des Piliers de la Création à un degré de précision inédit, tout comme leur orientation.

MUSE a révélé que l'extrémité du pilier latéral gauche nous fait face et constitue en réalité la partie supérieure d'un pilier qui se situe derrière NGC 6611, à la différence des autres piliers. Cette extrémité reçoit de plein fouet le rayonnement en provenance des étoiles de NGC 6611 – raison pour laquelle elle nous apparaît bien plus brillante que les piliers situés dans l'angle inférieur gauche, au centre et à droite de l'image, et dont les extrémités figurent toutes à l'extérieur de notre champ de vision.

Les astronomes espèrent mieux comprendre la façon dont les jeunes étoiles de types O et B telles celles qui composent NGC 6611 influencent la formation des étoiles de la génération suivante. De nombreuses études ont conclu à la formation de protoétoiles au sein de ces nuages – en cela, ils constituent bel et bien des Piliers de la Création. La nouvelle étude met également en évidence l'existence de deux étoiles en gestation au sein des piliers de gauche et du centre, ainsi que celle d'un jet en provenance d'une jeune étoile qui, jusqu'à présent, nous avait échappé.

Au sein d'environnements tels les Piliers de la Création se joue une véritable course contre la montre : la formation de nouvelles étoiles se heurte en effet à l'évaporation continue des piliers, sous l'effet de l'intense rayonnement en provenance des étoiles massives existantes.

En leur permettant de mesurer le taux d'évaporation des Piliers de la Création, MUSE a offert aux astronomes la possibilité de dater leur fin prochaine. Chaque million d'années, ils perdent l'équivalent de 70 masses solaires. A ce rythme, et sachant que leur masse actuelle avoisine les 200 masses solaires, l'espérance de vie des Piliers de la Création ne devrait pas excéder les quelque trois millions d'années – un battement de cil à l'échelle cosmique. Il semble donc que ces emblématiques colonnes cosmiques doivent être rebaptisées “Piliers de la Destruction”.

Note(s) :

[1] Le pilier latéral gauche, qui nous apparaît en totalité depuis sa base jusqu'à son sommet, semble mesurer quelque quatre années-lumière de long. Il constitue le pilier le plus long et sa hauteur est le double de celle du pilier latéral droit.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé "The Pillars of Creation revisited with MUSE: gas kinematics and high-mass stellar feedback traced by optical spectroscopy" par A. F. McLeod et al., à paraître au sein de l'édition du 30 avril 2015 de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de A. F. Mc Leod (ESO, Garching, Allemagne), J. E. Dale (Observatoire de l'Université de Munich, Munich, Allemagne; Cluster d'Excellence Univers, Garching près de Munich, Allemagne), A. Ginsburg (ESO), B. Ercolano (Observatoire de l'Université de Munich ; Cluster d'Excellence Univers), M. Gritschneder (Observatoire de l'Université de Munich), S. Ramsay (ESO) et L. Testi (ESO; INAF/Observatoire d'Astronomie d'Arcetri, Florence, Italie).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

- L'article de recherche

- Photos du VLT

- Photos de MUSE

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1518/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2004 R1 = 2015 HC10 (McNaught)

La comète P/2004 R1 (McNaught), découverte initialement par Rob McNaught sur les images CCD obtenues le 02 Septembre 2004 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m de Siding Spring, a été retrouvée le 18 Avril 2015 par L. Allen et D. James avec l'instrument DECam installé sur le télescope Blanco de 4.0-m de l'Observatoire Cerro Tololo Inter-American (CTIO).

La comète P/2004 R1 (McNaught), observée pour la dernière fois le 09 Novembre 2004, n'avait pas été retrouvée à l'occasion de son retour au périhéle en Février 2010.

Les éléments orbitaux de la comète P/2004 R1 = 2015 HC10 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 07 Août 2015 à une distance d'environ 0.97 UA du Soleil, et une période d'environ 5,4 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15H86.html (MPEC 2015-H86)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2015%20HC10;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2004 R1 = 2015 HC10 (McNaught) a reçu la dénomination définitive de 320P/McNaugth en tant que 320ème comète périodique numérotée.

C/2015 H1 (Bressi)

T. H. Bressi a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 20 Avril 2015 avec le télescope de 0.9-m f/3 de l'Observatoire Steward de Kitt Peak. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de A. Knoefel (Volkssternwarte Drebach, Schoenbrunn), J.-F. Soulier (Maisoncelles), A. Maury, J.-G. Bosch et  J.-F. Soulier (CAO, San Pedro de Atacama), TT. H. Bressi et R. A. Mastaler (LPL/Spacewatch II), A. R. Gibbs (Steward Observatory, Mt. Lemmon Station), H. Sato (via iTelescope SRO Observatory, Auberry), S. Nazarov (Crimea-Nauchnij), M. Adamovsky (Rokycany Observatory), C. Feliciano et J. Tuten (via Slooh.com Canary Islands Observatory), M. Schwartz et P. R. Holvorcem (Tenagra II Observatory), T. Namkhai et S. Schmalz (ISON-Hureltogoot Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 H1 (Bressi) indiquent un passage au périhélie le 08 Avril 2015 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15HA0.html (MPEC 2015-H100)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 28 Mars 2015 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15K84.html (MPEC 2015-K84)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20H1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En exploitant les archives publiques du Sloan digital sky survey (SDSS) et du satellite GALEX, deux astronomes dont un chercheur de l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP – CNRS/Université Paul Sabatier Toulouse 3) ont réussi à identifier près de 200 nouvelles galaxies elliptiques compactes et 11 mini-galaxies en fuite. Ces dernières sont des restes de galaxies plus grandes qui ont perdu la plupart de leurs étoiles et ont été catapultée pour rejoindre le vide intergalactique. De tels objets sont extrêmement rares puisqu'à ce jour un seul avait été observé ! Ces recherches montrent le rôle fondamental que jouent des programmes de relevé des objets célestes tels que le SDSS et les Observatoires Virtuels en général dans la recherche astronomique.

L'étude menée par les deux chercheurs visait initialement l'identification de nouvelles galaxies elliptiques compactes. Alors qu'elle a permis d'en découvrir près de 200 contre seulement 30 connues auparavant, la surprise est venue de ces mini-galaxies en fuite qui ont pu être découvertes au nombre de 11 grâce à ces travaux, contre une seule connue précédemment !

Les galaxies elliptiques compactes sont de petites galaxies qui sont typiquement une centaine de fois plus petites et moins massives qu'une galaxie comme la Voie Lactée. On les trouve normalement toujours au sein de groupes constitués de plusieurs galaxies : des amas. Or ici, plusieurs d'entre elles se sont avérées être des mini-galaxies en fuite, trouvées loin de toute galaxie plus grande, ou d'un amas. Si les premières galaxies elliptiques compactes avaient précédemment toutes été trouvées au sein d'amas, c'est simplement parce que c'est là qu'on les avait cherchées. En élargissant le champ de recherche, nos deux chercheurs ont pu découvrir l'inattendu…

En effet, les théoriciens pensaient que ces mini-galaxies ne pouvaient provenir que de plus grandes galaxies qui auraient été dépouillées de la majeure partie de leurs étoiles lors d'une interaction avec une galaxie encore plus imposante. Ainsi, devaient-elle être nécessairement trouvées à proximité de grandes galaxies.

À l'image d'un satellite qui quitterait son orbite autour de la Terre, pour s'échapper de son système hôte, un objet doit acquérir une certaine vitesse dite de « libération ». Si telle était l'origine d'une galaxie en fuite, le système hôte serait une galaxie de taille normale et la vitesse de libération dépasserait alors les 10 millions de kilomètres par heure (2500km/s). Or, non seulement les mini-galaxies nouvellement découvertes par cette étude se sont avérée isolées mais elles se déplacent bien plus rapidement que leurs consœurs situées au sein d'amas.

Les chercheurs se sont alors interrogés sur les mécanismes qui pourraient conduire à l'éjection d'une mini-galaxie de sa galaxie hôte. La solution au problème a alors été trouvée dans la classique « interaction à 3 corps ». En effet, et par exemple, une étoile hyperrapide peut être créée dans la Voie Lactée si un système d'étoiles binaires passe à proximité du trou noir centrale de la galaxie : une des 2 étoiles est capturée par le trou noir tandis que l'autre se trouve catapultée à une vitesse faramineuse.

De façon similaire, lorsqu'une galaxie elliptique compacte s'apparie avec une deuxième galaxie plus grande, elle se trouve dépouillée de ses étoiles. Si une troisième galaxie entre dans la danse, la galaxie compacte peut se trouver expulsée du système laissant alors l'intruse se faire absorber par la grande galaxie.

Cette découverte est un succès remarquable des Observatoires Virtuels grâce auxquels les données provenant des grands relevés astronomiques sont rendues accessibles à l'ensemble de la communauté des chercheurs et permettent, par l'exploitation et l'analyse de ces données, des découvertes jamais anticipées.

Source(s):

Isolated compact elliptical galaxies: Stellar systems that ran away, Igor Chilingarian^1,2, and Ivan Zolotukhin^3,2, Science, Mai 2015 (article complet)

¹ Smithsonian Astrophysical Observatory, 60 Garden Street MS09, Cambridge, MA 02138, USA.
² Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, 13 Universitetsky prospect, Moscow 119992, Russia.
³ Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, 9 Avenue du Colonel Roche BP 44346, 31028, Toulouse Cedex 4, France.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/5278

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette tapisserie qui étincelle de jeunes étoiles venant au monde dans un spectaculaire feu d'artifice est dévoilée aujourd'hui pour célébrer les 25 ans de l'extraordinaire télescope spatial Hubble.

Le télescope Hubble de la NASA et de l'ESA a été mis en orbite par une navette spatiale le 24 avril 1990. C'était le premier télescope spatial du genre ; il a généré des découvertes, pris de superbes images et permis d'exceptionnels résultats scientifiques pendant un quart de siècle, dépassant ainsi toutes les attentes.

Cette image anniversaire regorge de feux d'artifice argentés et montre un amas géant de jeunes étoiles connu sous le nom de Westerlund 2, qui brille de la lumière d'environ 3000 étoiles.

http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/Highlights/Hubble_a_25_ans

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/12/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle technique à l'avenir prometteur

Des astronomes utilisant le chasseur de planètes HARPS à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili ont effectué la toute première détection directe du spectre de lumière visible réfléchie par une exoplanète. Ces observations ont par ailleurs révélé les propriétés encore inconnues du célèbre objet – la première exoplanète découverte autour d'une étoile ordinaire, 51 Pegasi b. Les résultats obtenus au moyen de cette technique augurent des belles découvertes qu'effectueront la prochaine génération d'instruments tel ESPRESSO sur le VLT ainsi que les télescopes à venir tel l'E-ELT.

L'exoplanète 51 Pegasi b [1] se situe à quelque 50 années-lumière de la Terre dans la constellation de Pégase. Elle fut découverte en 1995 et demeurera à jamais la toute première exoplanète détectée à proximité d'une étoile normale semblable au Soleil [2]. Elle constitue également l'archétype des Jupiter chauds – un type de planètes relativement ordinaire, similaires à Jupiter en termes de taille et de masse, bien qu'orbitant à plus faible distance de leurs étoiles hôtes.

Depuis cette découverte historique, l'existence de plus de 1900 exoplanètes au sein de 1200 systèmes planétaires a été confirmée. Mais l'année du vingtième anniversaire de sa découverte, l'observation de 51 Pegasi b  permet une nouvelle avancée dans l'étude des exoplanètes.

L'équipe à l'origine de ces nouvelles observations était dirigée par Jorge Martins de l'Institut d'Astrophysique et des Sciences Spatiales (IA) de l'Université de Porto au Portugal, actuellement doctorant à l'ESO au Chili. Elle a utilisé l'instrument HARPS qui équipe le télescope de 3,60 mètres de l'ESO à l'Observatoire de La Silla au Chili.

La méthode la plus couramment utilisée de nos jours pour sonder l'atmosphère d'une exoplanète repose sur l'examen du spectre de l'étoile hôte qui traverse l'atmosphère de la planète au cours de son transit – cette technique se nomme spectroscopie de transmission. Une autre approche consiste à observer le système lorsque l'étoile passe devant la planète, et à en déduire la température de l'exoplanète.

Cette nouvelle technique ne dépend pas de la survenue d'un transit planétaire. Elle est donc susceptible d'être appliquée à l'étude d'un plus grand nombre d'exoplanètes. En outre, elle permet la détection directe du spectre planétaire dans le domaine visible, et donc la caractérisation de nouvelles propriétés planétaires impossibles à acquérir au moyen des autres méthodes.

Le spectre de l'étoile hôte est utilisé comme modèle pour orienter la recherche d'une semblable signature de la lumière censée être réfléchie par la planète lorsqu'elle décrit son orbite. La lueur des planètes étant extrêmement faible comparée à l'éclat de leurs étoiles hôtes, cette tâche s'avère particulièrement délicate.

Par ailleurs, le signal en provenance de la planète se trouve aisément masqué par d'autres effets mineurs et diverses sources de bruit [3]. La méthode appliquée aux données collectées par HARPS sur 51 Pegasi b a permis de surmonter l'ensemble de ces difficultés, ce qui constitue une formidable preuve de la validité du concept.

Jorge Martins résume ainsi la démarche adoptée : “Cette méthode de détection présente un grand intérêt scientifique parce qu'elle permet de mesurer la masse réelle de la planète ainsi que l'inclinaison de son orbite, deux paramètres essentiels à une meilleure compréhension du système. Elle conduit également à estimer l'albédo, ou indice de réflexion de la planète, dont nous pouvons déduire la composition de surface de la planète ainsi que celle de son atmosphère.”

Il est ainsi apparu que la masse de 51 Pegasi b avoisinait la moitié de celle de Jupiter, et que son orbite était inclinée de quelque 9 degrés en direction de la Terre [4]. En outre, son diamètre semble être supérieur à celui de Jupiter, et sa surface extrêmement réfléchissante. Ces quelques propriétés sont typiques de celles d'un Jupiter chaud situé à très grande proximité de son étoile hôte et donc exposé à un ensoleillement intense.

L'utilisation de HARPS s'est avérée cruciale pour cette étude. Et le fait que ce résultat ait été obtenu au moyen du télescope de 3,6 mètres de l'ESO, qui offre un domaine d'application restreint de cette technique, constitue une excellente nouvelle pour les astronomes. Ce type d'équipement sera bientôt supplanté en effet par de nouveaux instruments bien plus performants, destinés à équiper de plus grands télescopes tels le Très Grand Télescope de l'ESO et le Télescope Géant Européen [5].

“Nous attendons à présent avec impatience la première lumière du spectrographe ESPRESSO installé sur le VLT, afin d'effectuer une étude plus approfondie de ce système planétaire ainsi que d'autres”, conclut Nuno Santos de l'IA et de l'Université de Porto, également co-auteur de l'article.

Note(s) :

[1] 51 Pegasi b et son étoile hôte 51 Pegasi figurent parmi les objets dont la dénomination publique sera connue à l'issue du concours NameExoWorlds lancé par l'IAU.

[2] Deux objets planétaires avaient été préalablement détectés en orbite autour d'un pulsar.

[3] Ce défi peut-être comparé au challenge que représente l'étude de la faible lueur réfléchie par un insecte de petite taille virevoltant autour d'une lumière intense et lointaine à la fois.

[4] Ce résultat implique que l'orbite de la planète pointe quasiment en direction de la Terre, mais pas suffisamment toutefois pour qu'un transit se produise.

[5] L'instrument ESPRESSO sur le VLT, et prochainement d'autres instruments encore plus puissants destinés à équiper de plus grands télescopes tel l'E-ELT, permettront de gagner notablement en précision et seront dotés d'un pouvoir collecteur nettement supérieur, donnant lieu à la détection d'exoplanètes plus petites et augmentant le niveau de détail des données d'observation de planètes semblables à 51 Pegasi b.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Peg b”, par J. Martins et al., à paraître au sein de l'édition du 22 avril 2015 de la revue Astronomy & Astrophysics.

L'équipe est composée de J. H. C. Martins (IA et Université de Porto, Porto, Portugal; ESO, Santiago, Chili), N. C. Santos (IA et Université de Porto), P. Figueira (IA et Université de Porto), J. P. Faria (IA et Université de Porto), M. Montalto (IA et Université de Porto), I. Boisse (Aix Marseille Université, Marseille, France), D. Ehrenreich (Observatoire de Genève, Genève, Suisse), C. Lovis (Observatoire de Genève), M. Mayor (Observatoire de Genève), C. Melo (ESO, Santiago, Chili), F. Pepe (Observatoire de Genève), S. G. Sousa (IA et Université de Porto), S. Udry (Observatoire de Genève) et D. Cunha (IA et Université de Porto).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

- L'article scientifique

- Photos de La Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1517/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette scène aux couleurs vives montre un gigantesque nuage de gaz rougeoyant et de poussière appelée NGC 2359. Il est également surnommé la nébuleuse du Casque de Thor, en raison des bras arqués de gaz provenant du bulbe central et se courbant vers le haut à gauche et à droite du cadre, créant une forme rappelant les ailes du casque du dieu nordique.

Copyright : J.A. Toala & M.A. Guerrero (IAA-CSIC), Y.-H. Chu (UIUC/ASIAA), R.A. Gruendl (UIUC),

S. Mazlin, J. Harvey, D. Verschatse & R. Gilbert (SSRO-South) and ESA

Les couleurs néon dans cette image ne sont pas seulement belles, elles nous parlent aussi de la composition de la nébuleuse. Les brillantes taches bleues montrent l'émission de rayons X, repérée par les caméras EPIC sur l'observatoire spatial XMM-Newton de l'ESA, tandis que les régions rouges et vertes pâles retracent la lueur de l'hydrogène ionisé et de l'oxygène, comme vue par le Stars and Shadows Remote Observatory South à l'Observatoire Inter-Américain Cerro Tololo.

L'intense émission de rayons X détectée par XMM-Newton émane d'une étoile au centre de la nébuleuse. Cette étoile, une étoile Wolf-Rayet appelée HD 56925, est vieille, massive et poussant des quantités incroyables de matériel à un rythme stupéfiant: l'étoile perd une masse équivalente à celle du Soleil en moins de 100.000 ans, sous la forme d'un vent se déplaçant à plus de 1500 km/s.

Ces habitants violents ont influencé la forme désordonnée de NGC 2359. La nébuleuse se compose d'une bulle centrale entourée par un enchevêtrement de filaments gazeux, de canaux épais de poussière sombre et d'éclats lumineux, où le matériel emporté par le vent stellaire est entré en collision avec le gaz environnant et a déclenché l'ondulation des ondes de choc dans toute la région.

Les taches bleues dans cette image soulignent les régions les plus chaudes de la nébuleuse: la bulle centrale et une éruption à son coin inférieur gauche. Le gaz de NGC 2359 est pensé pour atteindre des températures allant de plusieurs millions à des dizaines de millions de degrés.

Cette image combine les données de rayons X recueillies en 2013 par XMM-Newton (en bleu) avec les observations optiques de Cerro Tololo au Chili (en vert et rouge). Le nord se trouve à gauche, l'ouest est en haut. Elle a été publiée dans la galerie d'images de XMM-Newton.

http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/04/Intense_X-rays_sculpt_Thor_s_neon-hued_helmet

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations du VLT et de Hubble indiquent que la formation d'étoiles prend fin, en tout premier lieu, au centre des galaxies elliptiques

Des astronomes ont pour la première fois mis en évidence la cessation progressive de la formation d'étoiles au sein de galaxies, voici des milliards d'années. Des observations effectuées au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO et du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA ont révélé que trois milliards d'années après le Big Bang ces galaxies continuaient de donner naissance à des étoiles en leur périphérie, mais plus en leur sein. Le processus de formation stellaire semble avoir pris fin au cœur même des galaxies, puis s'être propagé à leurs périphéries. Les résultats de cette étude paraîtront dans l'édition du 17 avril 2015 de la revue Science.

La façon dont les galaxies elliptiques, inertes et massives à la fois, et largement répandues dans l'Univers actuel ont cessé de produire des étoiles à un rythme effréné, constitue l'une des questions majeures de l'astrophysique moderne. Typiquement, ces énormes galaxies, souvent nommées sphéroïdes en raison de la forme qu'elles arborent, affichent une densité d'étoiles dix fois plus élevée que les régions centrales de notre galaxie, la Voie Lactée, et une masse quelque dix fois supérieure.

Parce qu'elles présentent une forte abondance en vieilles étoiles rouges, sont dépourvues de jeunes étoiles bleues et ne manifestent aucun signe de formation de nouvelles étoiles, les astronomes qualifient ces énormes galaxies de rouges et passives. L'âge estimé des vieilles étoiles rouges suggère que leurs galaxies hôtes ont cessé de produire de nouvelles étoiles voici 10 milliards d'années. Cet arrêt brutal coïncida avec le pic de formation stellaire dans l'Univers. A cette époque, la plupart des galaxies générait encore des étoiles à un rythme environ 20 fois supérieur au rythme actuel.

“Les sphéroïdes massives et passives renferment la presque moitié des étoiles conçues par l'Univers au cours de son existence” précise Sandro Tacchella de l'ETH de Zurich en Suisse, auteur principal de cette étude. “Nous ne pourrons nous targuer de comprendre l'évolution de l'Univers vers son stade actuel que lorsque nous connaîtrons la dynamique de ces galaxies”.

Les observations de Sandro Tacchella et ses collègues ont porté sur un échantillon de 22 galaxies de masses différentes, datées d'une époque postérieure de quelque trois milliards d'années au Big Bang [1]. L'instrument SINFONI qui équipe le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO a collecté la lumière en provenance de ces objets et précisément localisé les sites de formation de nouvelles étoiles. L'obtention de mesures aussi précises sur des galaxies lointaines est possible grâce au système d'optique adaptative qui permet de s'affranchir presque totalement des effets de flou produits par l'atmosphère terrestre.

Les chercheurs ont également utilisé le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA pour étudier ce même échantillon de galaxies. Parce qu'il se situe en orbite autour de la Terre, ce télescope peut produire des images totalement dénuées des effets de la distorsion atmosphérique, et en acquérir dans d'autres domaines de longueur d'onde. Ainsi la caméra WFC3 a capturé des images dans le proche infrarouge qui révèlent la distribution spatiale des étoiles les plus âgées au sein des galaxies donnant activement naissance à de nouvelles étoiles.

“Le système d'optique adaptative qui équipe SINFONI est capable de réduire considérablement les effets de l'atmosphère et de localiser les cocons d'étoiles avec une précision voisine de celle qui caractérise les distributions de masse stellaire repérées par Hubble. Cela est tout simplement prodigieux”, commente Marcella Carollo de l'ETH de Zurich et co-auteur de l'article.

Au vu des données nouvellement acquises, il apparaît que les galaxies les plus massives de l'échantillon ont continué de produire, à un rythme constant, des étoiles en leur périphérie. En leur centre toutefois, dans ce bulbe densément peuplé, la formation de nouvelles étoiles s'est déjà arrêtée.

“La preuve de la cessation progressive de la formation d'étoiles, depuis le centre vers la périphérie  des galaxies massives, devrait éclairer les astronomes sur les processus sous-jacents impliqués, sujet dont ils débattent depuis fort longtemps” ajoute Alvio Renzini de l'Observatoire de Padoue, Institut National Italien d'Astrophysique.

Une théorie prépondérante stipule que la matière première des étoiles se trouve dispersée par des torrents d'énergie libérés par un trou noir supermassif située au cœur de la galaxie, à mesure que ce dernier engloutit la matière constituant son environnement proche. Une autre théorie envisage la possibilité que la galaxie ne soit plus alimentée en gaz frais, la privant du carburant nécessaire à former de nouvelles étoiles et la transformant progressivement en une sphéroïde rouge et inerte.

“De nombreuses théories traitent des mécanismes physiques potentiellement impliqués dans le lent déclin des sphéroïdes massives” précise Natascha Förster Schreiber de l'Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre à Garching en Allemagne, co-auteur de l'étude. “La découverte de la cessation progressive de la formation stellaire du centre vers la périphérie constitue un progrès important dans notre compréhension de l'évolution de l'Univers jusqu'à son stade actuel.”

Note(s) :

[1] L'Univers est âgé de quelque 13,8 milliards d'années. Ainsi donc, les galaxies étudiées par Sandro Tacchella et ses collègues sont observées telles qu'elles étaient il y à 10 milliards d'années.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Evidence for mature bulges and an inside-out quenching phase 3 billion years after the Big Bang” par S. Tacchella et al., à paraître dans l'édition du 17 avril 2015 de la revue Science.

L'équipe est composée de Sandro Tacchella (ETH Zurich, Suisse), Marcella Carollo (ETH Zurich), Alvio Renzini (Institut National Italien d'Astrophysique, Padoue, Italie), Natascha Förster Schreiber (Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne), Philipp Lang (Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre), Stijn Wuyts (Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre), Giovanni Cresci (Institut National d'Astrophysique), Avishai Dekel (L'Université hébraïque, Israël), Reinhard Genzel (Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre et Université de Californie, Berkeley, Californie, Etats-Unis), Simon Lilly (ETH Zurich), Chiara Mancini (Institut National Italien d'Astrophysique), Sarah Newman (Université de Californie, Berkeley, Californie, Etats-Unis), Masato Onodera (ETH Zurich), Alice Shapley (Université de Californie, Los Angeles, Etats-Unis), Linda Tacconi (Institut Max-Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne), Joanna Woo (ETH Zurich) et Giovanni Zamorani (Institut National Italien d'Astrophysique, Bologne, Italie).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1516/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Lumière sur les étranges processus à l'œuvre à proximité de l'horizon des événements

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) a révélé l'existence, à très grande proximité de l'horizon des événements d'un trou noir supermassif, d'un champ magnétique extrêmement puissant – d'une intensité nettement supérieure à celle de tout champ détecté jusqu'à présent au coeur d'une galaxie. Cette nouvelle observation permet aux astronomes de mieux comprendre la structure et la formation de ces monstres occupant les centres des galaxies, ainsi que les fréquentes et rapides éjections de plasma depuis leurs pôles respectifs. Les résultats de cette étude paraîtront au sein de l'édition du 17 avril 2015 de la revue Science.

Les trous noirs supermassifs, dont les masses excèdent bien souvent le milliard de masses solaires, occupent le centre de la plupart des galaxies de l'Univers. Ces trous noirs peuvent accréter de vastes quantités de matière formant un disque qui l'entoure. Cette matière se trouve en grande partie absorbée par le trou noir. Une infime partie est toutefois susceptible d'échapper à l'attraction fatale du monstre : elle forme alors des jets de plasma dont la vitesse avoisine celle de la lumière. Ce processus d'échappement demeure partiellement incompris ; il semblerait toutefois qu'il résulte de l'action d'intenses champs magnétiques régnant à très grande proximité de l'horizon des événements.

Jusqu'à présent, seuls des champs magnétiques de faible intensité et relativement éloignés de trous noirs – situés à plusieurs années-lumière – avaient été détectés [1]. Cette étude, menée par des astronomes de l'Université de Technologie de Chalmers et de l'Observatoire Spatial Onsala en Suède, avait pour objet de repérer, au moyen d'ALMA, les signes de l'existence d'un champ magnétique puissant à très grande proximité de l'horizon des événements d'un trou noir supermassif au sein de la galaxie lointaine notée PKS 1830-211. Il est apparu que ce champ magnétique se situe précisément là où la matière se trouve soudainement expulsée du trou noir sous la forme d'un jet.

L'équipe a mesurée l'intensité du champ magnétique en étudiant la manière par laquelle la lumière était polarisée, à mesure qu'elle s'éloignait du trou noir.

“La polarisation constitue une propriété essentielle de la lumière, utilisée à bien des égards dans la vie quotidienne – pour les lunettes solaires ou les lunettes 3D au cinéma, par exemple”, souligne Ivan Marti-Vidal, auteur principal de cette étude. “Lorsqu'elle est produite naturellement, la polarisation peut être utilisée à des fins de mesure des champs magnétiques – la polarisation de la lumière varie lorsqu'elle traverse un milieu au sein duquel règne un champ magnétique. Dans le cas présent, la lumière captée par ALMA a traversé la matière ceinturant le trou noir, là où se trouve confiné un plasma hautement magnétisé.”

En appliquant, aux données d'ALMA, une nouvelle technique d'analyse conçue par leurs propres soins, les astronomes ont découvert que la direction de polarisation du rayonnement en provenance du centre de PKS 1830-211 avait pivoté [2]. Ce sont les longueurs d'onde les plus courtes, toujours utilisées dans ce type d'étude, qui permettent de sonder les régions situées à très grande proximité du trou noir central [3].

“Les signaux engendrés par la rotation de la polarisation et découverts par notre équipe sont des centaines de fois supérieurs aux signaux les plus intenses jamais détectés dans l'Univers”, ajoute Sebastien Muller, co-auteur de l'étude. “Notre découverte atteste du pas de géant que permet d'effectuer ALMA, tant en terme de fréquences observables qu'en terme de distance au trou noir – la zone dans laquelle le champ magnétique a été repéré se situe à quelques jours lumière seulement en effet de l'horizon des événements. Ces résultats et d'autres études à venir, nous permettront de mieux comprendre les processus à l'œuvre au voisinage immédiat de trous noirs supermassifs.”

Note(s) :

[1] Des champs magnétiques bien plus faibles ont été détectés au voisinage du trou noir supermassif et relativement peu actif qui occupe le centre de notre galaxie, la Voie Lactée. De récentes observations ont également permis de déceler, à des longueurs d'onde millimétriques, l'existence de champs magnétiques de faible intensité au sein de la galaxie active NGC 1275.

[2] Les champs magnétiques induisent une rotation Faraday, qui se traduit par la rotation différentielle du plan de polarisation de la lumière en fonction de la longueur d'onde. La relation entre l'angle de cette rotation et la longueur d'onde du rayonnement fournit des indices concernant le champ magnétique présent dans la région traversée.

[3] Les observations d'ALMA ont été effectuées à une longueur d'onde voisine de 0,3 millimètre. De précédentes recherches avaient été réalisées à de bien plus grandes longueurs d'onde radio. Seul un rayonnement dont la longueur d'onde avoisine le millimètre peut s'échapper de la région située à très grande proximité du trou noir, les radiations de longueurs d'onde plus élevées étant absorbées.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “A strong magnetic field in the jet base of a supermassive black hole”, à paraître au sein de l'édition du 17 avril 2015 de la revue Science.

L'équipe est composée de I. Martí-Vidal (Observatoire Spatial Onsala et Département des Sciences de la Terre et de l'Univers, Université de Technologie Chalmers, Suède), S. Muller (Observatoire Spatial Onsala et Département des Sciences de la Terre et de l'Univers, Université de Technologie Chalmers, Suède), W. Vlemmings (Département des Sciences de la Terre et de l'Univers et Observatoire Spatial Onsala, Université de Technologie Chalmers, Suède), C. Horellou (Département des Sciences de la Terre et de l'Univers, Université de Technologie Chalmers, Suède) et S. Aalto (Département des Sciences de la Terre et de l'Univers, Université de Technologie Chalmers, Suède).

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une installation astronomique internationale, est le fruit d'un partenariat entre l'ESO, la U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec le Chili. ALMA est financé par l'Observatoire Européen Austral (ESO) pour le compte de ces Etats membres, la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC), le National Science Council of Tawain (NSC) et le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) in Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

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- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1515/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Et si la matière noire n'était pas si noire ?

Pour la toute première fois, une interaction autre que gravitationnelle a pu être observée au sein de la matière noire. Le suivi d'une collision galactique au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO et du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA a effectivement permis de collecter les toutes premières informations concernant la nature de cette mystérieuse composante de l'Univers.

En combinant les données de l'instrument MUSE qui équipe le VLT de l'ESO au Chili aux images acquises par le télescope spatial Hubble, une équipe d'astronomes a pu étudier la collision simultanée de quatre galaxies au sein de l'amas Abell 3827. Elle a notamment été en mesure de localiser la matière contenue au sein de ce système et de comparer la distribution de matière noire aux positions occupées par les galaxies lumineuses.

Etant dotée d'une masse, la matière noire dévie la lumière en provenance des galaxies d'arrière-plan. Cet effet de lentille gravitationnelle a permis à l'équipe de déterminer sa position, en dépit de son invisibilité. Par chance, la collision s'est produite juste devant une cinquième galaxie d'arrière-plan, dont la lumière a dû traverser le champ de la collision avant d'atteindre la Terre. La masse de l'amas a sérieusement déformé l'espace-temps, et donc dévié le trajet de la lumière en provenance de la galaxie lointaine.

Dans l'état actuel de nos connaissances, il apparaît que toutes les galaxies résident au sein de vastes réservoirs de matière noire. La masse de la matière noire, et donc la gravitation qu'elle engendre, permet à des galaxies telle que la Voie Lactée de conserver leur cohésion, en dépit de leur rotation. A cette fin, 85% de la masse totale de l'Univers [1] doit être constituée de matière noire. A ce jour, sa vraie nature demeure toutefois mystérieuse.

C'est en observant la collision entre quatre galaxies que les chercheurs ont découvert l'éloignement progressif d'un réservoir de matière noire par rapport à la galaxie qu'il entoure. La matière noire se situe en effet à quelque 5 000 années-lumière derrière cette galaxie, ce qui représente 50 000 millions de millions de kilomètres. A titre indicatif, rien moins que 90 millions d'années seraient nécessaires à la sonde Voyager de la NASA pour s'éloigner d'autant de la Voie Lactée.

Les théories envisagent un possible éloignement de la matière noire et de la galaxie associée. Pour ce faire, il est nécessaire que la matière noire interagisse avec elle-même, même faiblement, au travers de forces distinctes de la gravitation [2]. Jusqu'à présent, personne n'avait encore observé l'existence d'interactions autres que gravitationnelles au sein de la matière noire.

Richard Massey de l'Université de Durham, auteur principal de cette étude, avance une première explication : « Nous percevons communément la matière noire comme un objet immobile, voire inerte, qui se contente d'exercer une attraction gravitationnelle sur son environnement proche. Mais le fait qu'elle ait été ralentie durant cette collision pourrait bien constituer la toute première preuve de l'existence d'une physique propre à ce côté obscur - l'Univers caché qui nous entoure. »

Les chercheurs soulignent la nécessité de rechercher d'autres causes possibles de ce décalage spatial. De semblables observations d'un plus grand nombre de galaxies, ainsi que des simulations numériques de collisions galactiques, sont ainsi requises.

Liliya Williams de l'Université du Minnesota, membre de l'équipe, ajoute : « La façon dont la matière noire interagit gravitationnellement, contribuant à sculpter l'Univers, atteste de son existence. Toutefois, sa véritable nature nous échappe encore. Nos observations suggèrent la possibilité que la matière noire interagisse par le biais d'autres forces que la gravitation. Elles permettent donc d'exclure certaines hypothèses clés concernant sa vraie nature. »

Cette conclusion s'inscrit dans la continuité des résultats d'une étude récente menée par cette même équipe. Au vu de cette étude, qui consistait en l'observation de 72 collisions entre amas galactiques [3], il est apparu que la matière noire interagissait très peu avec elle-même. Toutefois, le présent travail s'intéresse au mouvement des galaxies individuelles, non à celui des amas de galaxies. Aux dires des chercheurs, il est fort possible que les collisions entre ces galaxies aient duré plus longtemps que les collisions ayant fait l'objet d'une observation dans le cadre de la précédente étude – permettant ainsi aux effets d'une force de frottement – même de faible amplitude – de s'accumuler au fil du temps et d'engendrer un décalage mesurable [4].

Considérés simultanément, les résultats issus de ces deux études permettent, pour la toute première fois, « d'encadrer » le comportement de la matière noire. La matière noire interagit davantage que prévu, mais moins qu'attendu. Massey d'ajouter : « Nous sommes enfin en mesure de délimiter les propriétés de la matière noire – notre connaissance naviguant dans l'une et l'autre directions. »

Note(s) :

[1] Les astronomes ont découvert que le contenu matière/énergie de l'Univers se répartit comme suit : 68% d'énergie noire, 27% de matière noire et 5% de matière “ordinaire”. Ainsi donc, la matière noire représente 85% de la masse totale de l'Univers actuel.

[2] Les simulations numériques invitent à penser que la friction supplémentaire causée par la collision pourrait ralentir la matière noire. La nature de cette interaction demeure inconnue ; elle pourrait résulter d'effets bien connus ou d'une force exotique encore inconnue. A ce stade toutefois, il est possible d'affirmer que la gravitation n'est en rien responsable de ce ralentissement.

[3] Les amas de galaxies peuvent contenir un millier de galaxies.

[4] La durée de la collision constitue la principale inconnue du problème : la force de frottement responsable du ralentissement de la matière noire peut être de très faible intensité et avoir agi durant un milliard d'années, ou bien au contraire être de forte intensité et n'avoir agi qu'un centaine de millions d'années.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “The behaviour of dark matter associated with 4 bright cluster galaxies located in the 10 kpc core of Abell 3827”, à paraître dans l'édition du 15 avril 2015 de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de R. Massey (Institut de Cosmologie Numérique, Université de Durham, Durham, Royaume-Uni), L. Williams (Ecole de Physique et d'Astronomie, Université du Minnesota, Minneapolis, Minnesota, Etats-Unis), R. Smit (Institut de Cosmologie Numérique, Royaume-Uni), M. Swinbank (Institut de Cosmologie Numérique, Royaume-Uni), T. D. Kitching (Laboratoire Mullard dédié à la Science Spatiale, University College London, Dorking, Surrey, Royaume-Uni), D. Harvey (Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Observatoire de Sauverny, Versoix, Suisse), H. Israel (Institut de Cosmologie Numérique, Royaume-Uni), M. Jauzac (Institut de Cosmologie Numérique, Royaume-Uni; Département de Recherche en Astrophysique et Cosmologie, Ecole des Sciences Mathématiques, Université de KwaZulu-Natal, Durban, Afrique du Sud), D. Clowe (Département de Physique et d'Astronomie, Université de l'Ohio, Athens, Ohio, Etats-Unis), A. Edge (Département de Physique, Université de Durham, Durham, Royaume-Uni), M. Hilton (Département de Recherche en Astrophysique et Cosmologie, Afrique du Sud), E. Jullo (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS, Université d'Aix-Marseille, Marseille, France), A. Leonard (University College London, Londres, Royaume-Uni), J. Liesenborgs (Univertsité d'Hasselt, Diepenbeek, Belgique), J. Merten (Jet Propulsion Laboratory, Institut de Technologie de Californie, Pasadena, Californie, Etats-Unis), I. Mohammed (Institut de Physique, Université de Zürich, Zürich, Suisse), D. Nagai (Département de Physique, Université de Yale, New Haven, Connecticut, Etats-Unis), J. Richard (Observatoire de Lyon, Université de Lyon, Saint Geniès Laval, France), A. Robertson (Institut de Cosmologie Numérique, Royaume-Uni), P. Saha (Institut de Physique, Suisse), R. Santana (Département de Physique et d'Astronomie, Université de l'Ohio, Athens, Ohio, Etats-Unis), J. Stott (Département de Physique, Durham, Royaume-Uni) et E. Tittley (Observatoire Royal, Edinbourg, Royaume-Uni).

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

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- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1514/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans quatre mois à partir d'aujourd'hui, le 13 Août, la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko atteindra le périhélie - un moment qui définit son point le plus proche du Soleil sur son orbite.

Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

Pour 67P/Churyumov-Gerasimenko, ceci a lieu à une distance d'environ 185 millions de kilomètres du Soleil, entre les orbites de la Terre et de Mars.

Rosetta accompagne la balade, et a regardé l'évolution progressive de la comète depuis son arrivée en Août 2014.

Comme les couches de surface de la comète sont doucement réchauffées, les glaces gelées subliment. Le gaz qui s'échappent emportent des flots de poussière dans l'espace, et, ensemble, ceux-ci s'étendent lentement pour créer l'atmosphère floue de la comète, ou coma.

Comme la comète continue à se déplacer plus près du Soleil, le réchauffement se poursuit et l'activité s'élève, et la pression du vent solaire provoque que certains des matériaux s'écoulent dans de longues queues, une faite de gaz, l'autre de poussières. La coma de la comète s'étendra finalement sur des dizaines de milliers de kilomètres, tandis que les queues peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres, et les deux seront visibles à travers de grands télescopes sur Terre.

Mais c'est l'étude attentive de Rosetta de la comète, à quelques dizaines de kilomètres au-dessus de sa surface, qui permet que la source de l'activité de la comète soit étudiée en détail, en fournissant un contexte aux observations basées au sol plus distantes.

Ce montage spectaculaire de 18 images montre l'activité de la comète de nombreux angles différents comme on le voit entre le 31 Janvier (en haut à gauche) et le 25 Mars (en bas à droite), lorsque la sonde était à des distances de l'ordre de 30 à 100 km de la comète. Dans le même temps, la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko était à des distances entre 363 millions et 300 millions de kilomètres du Soleil.

Après le périhélie, Rosetta continuera à suivre la comète, en regardant comment l'activité disparaît lorsqu'elle s'éloigne du Soleil et à nouveau vers le Système solaire externe.

http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/04/Comet_activity_31_January_25_March_2015

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/1994 N2 = 2014 M6 (McNaught-Hartley)

La comète P/1994 N2 (P/McNaught-Hartley) a été retrouvée par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images obtenues le 29 Juin 2014 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8m. Cependant, il a fallut attendre les nouvelles images prises le 31 Mars 2015 avec le télescope de 0.4-m de l'Observatoire MASTER-SAAO, Sutherland, pour que la récupération soit confirmée.

Rob H. McNaught avait annoncé sa découverte d'une comète sur une exposition de 110 minutes obtenue le 6,6 Juillet 1994 par Malcom Hartley avec le télescope U.K. Schmidt de 1.2-m de Siding Spring dans le cadre du programme AANEAS (Anglo-Australian Near-Earth Asteroid Survey), et a fourni les mesures de l'objet, lequel était également présent sur un cliché obtenu la nuit précédente avec une mauvaise qualité de visibilité. La comète était proche de l'opposition et presque stationnaire en bordure des constellations de la Grue (Grus) et du Microscope (Microscopium). Elle s'avera être à une comète de courte période relativement éloignée avec un passage au périhélie le 08 Décembre 1994 à une distance au périhélie de 2,5 UA et une période d'environ 21 ans. L'aphélie est au-delà de l'orbite de Saturne et la comète n'a pas effectuée d'approche récente auprès de la planète aux anneaux ou de Jupiter.

La comète McNaught-Hartley (1994n), renommée P/1994 N2 (P/McNaught-Hartley) pour correspondre au nouveau système de désignation introduit au début de l'année 1995, avait été observée pour la dernière fois le 21 Janvier 1996.

Pour son nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/1994 N2 = 2014 M6 (McNaught-Hartley) indiquent un passage au périhélie le 22 Octobre 2015 à une distance d'environ 2,45 UA du Soleil, et une période d'environ 20,6 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15G06.html (MPEC 2015-G06)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?orb=1;sstr=1994%20N2;old=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://jcometobs.web.fc2.com/pcmt/j94n2.htm

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/06000/06014.html

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/06000/06016.html

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/06000/06037.html

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1999JBAA..109..191S&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=

http://adsabs.harvard.edu/full/1999JBAA..109..191S

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/1994 N2 = 2014 M6 (McNaught-Hartley) a reçu la dénomination définitive de 318P/McNaught-Hartley en tant que 31_ème comète périodique numérotée.

P/2008 S1 = 2015 G1 (Catalina-McNaught)

La comète P/2008 S1 (Catalina-McNaught) a été retrouvée sur les images CCD obtenues les 05, 06, 07 et 08 Avril 2015 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Cette comète a été découverte par Rob McNaught sur les images CCD obtenues le 17 Septembre 2008 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m de l'Observatoire de Siding Spring. Brian Marsden a par la suite relié la comète à l'astéroïde 2008 JK découvert le 02 Mai 2008 dans le cadre du Catalina Sky Survey. La comète P/2008 S1 (McNaught) a par conséquent changé de nom pour celui de P/2008 S1 (Catalina-McNaught). La comète s'est approchée de Jupiter à une distance de 0,27 UA en Janvier 1995, avec pour conséquence une modification de sa distance au périhélie, laquelle est passée de 1,7 UA à 2,1 UA pour les passages suivants. Une nouvelle approche auprès de Jupiter en Août 1990 à une distance de seulement 0,0217 UA a une nouvelle fois modifié l'orbite de la comète, ramenant sa distance au périhélie à environ 1,2 UA pour les nouveaux retours. Son dernier passage au périhélie a eu lieu le 01 Octobre 2008.

La comète P/2008 S1 (Catalina-McNaught) avait été observée pour la dernière fois le 04 Janvier 2009.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 S1 = 2015 G1 (Catalina-McNaught) indiquent un passage au périhélie le 01 Juillet 2015 à une distance d'environ 1,2 UA du Soleil, et une période d'environ 6,7 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15G17.html (MPEC 2015-G17)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20G1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://jcometobs.web.fc2.com/pcmt/k08s1.htm

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 S1 = 2015 G1 (Catalina-McNaught) a reçu la dénomination définitive de 319P/P/Catalina-McNaught en tant que 319ème comète périodique numérotée.

C/2015 F5 (SWAN-Xingming)

Une nouvelle comète a été découverte par Guoyou Sun et Xing Gao sur les images CCD obtenues le 04 Avril 2015 avec le télescope de 0.11-m f/5.0 de l'Observatoire Xingming, Mt. Nanshan. L'Observatoire est nommé en l'honneur de Xing-Ming Zhou (1965-2004), l'un des chasseurs de comètes amateurs les plus connus décédé à l'âge de 39 ans dans un accident de la route le 05 Août 2004.

Le 04 Avril, quelques heures avant la découverte par les astronomes de l'Observatoire Xingming, Worochate Bonplood (Thaïlande) a annoncé une possible comète sur les images en ultraviolet obtenues par l'instrument SWAN (Solar Wind ANisotropies) embarqué sur le satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). La comète a également été détectée indépendament par les chasseurs de comètes SOHO Szymon Liwo (Pologne), mais aussi par Michael Mattiazzo (Australie) et Rob Matson (USA), sur les images SWAN obtenues entre le 29 Mars et le 01 Avril.

Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de Z.-Q. Guo (Roving Observer), J.-F. Soulier (Maisoncelles), T. Namkhai et S. Schmalz (ISON-Hureltogoot Observatory), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), et M. Jaeger, W. Vollmann, E. Prosperi et S. Prosperi (Stixendorf).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 F5 (SWAN-Xingming) indiquent un passage au périhélie le 28 Mars 2015 à une distance d'environ 0,34 UA du Soleil. Au plus près du Soleil, la comète pourrait alors atteindre une magnitudre voisine de 11.1.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15G27.html (MPEC 2015-G27)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20F5;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 G2 (MASTER)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images en bande R prises par P. Balanutsa et al. le 07 Avril 2015 avec le télescope de 0.4-m f/2.5 MASTER (Mobile Astronomical System of the Telescope-Robots) du South African Astronomical Observatory. La comète a également été détectée dans des observations MASTER antérieures à la découverte, datant du 30 Mars 2015.

Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de A. Maury, J.-F. Soulier et  T. Noel (CAO, San Pedro de Atacama),  E. Guido et N. Howes (via iTelescope Observatory, Siding Spring), K. Hills (via RAS Observatory, Moorook), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Siding Spring), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Siding Spring), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), M. Mattiazzo (via iTelescope Observatory, Siding Spring), B. Lutkenhoner (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. Chapman, N. Diaz, V. Agnihotri et N. Norman (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), C. Jacques, E. Pimentel et J. Barros (SONEAR Observatory, Oliveira).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 G2 (MASTER) indiquent un passage au périhélie le 23 Mai 2015 à une distance d'environ 0,77 UA du Soleil. Au plus près du Soleil, la comète pourrait alors atteindre une magnitudre voisine de 8.9.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15G28.html (MPEC 2015-G28)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20G2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://remanzacco.blogspot.it/2015/04/new-comet-c2015-g2-master.html

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues.

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Notre Soleil a raté le "baby-boom" stellaire qui a éclaté dans notre jeune galaxie de la Voie Lactée il y a 10 milliards d'années. A cette époque, la Voie Lactée produisait des étoiles 30 fois plus vite qu'elle ne le fait aujourd'hui. Notre galaxie était illuminée d'une tempête de naissance d'étoiles que la richesse de son réservoir de gaz d'hydrogène a comprimé par gravité, créant des myriades d'étoiles. Mais notre Soleil n'était pas l'une d'elles. C'était un enfant de la fin du baby-boom, surgissant 5 milliards années plus tard, quand la naissance d'étoiles s'était réduite à un filet.

Les astronomes ont compilé cette histoire de la croissance de notre Voie Lactée à partir de l'étude de galaxies semblables en masse à notre galaxie, trouvées dans les enquêtes profondes de l'Univers. S'étendant dans le temps sur plus de 10 milliards d'années, le recensement contient près de 2000 clichés de galaxies semblables à la Voie lactée. L'analyse comprend la plus complète étude multi-observatoires de galaxies à ce jour, et comprend des données provenant du Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS), prises avec le télescope spatial Hubble de la NASA.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/11/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Et si les briques élémentaires de la chimie de la vie étaient universelles ?

Pour la première fois des astronomes ont détecté la présence de molécules organiques complexes, les briques élémentaires de la vie, dans le disque protoplanétaire entourant une jeune étoile. Cette découverte, réalisée avec le grand réseau (sub)-millimétrique de l'Atacama (ALMA), confirme que les conditions qui ont donné naissance à la Terre et au Soleil ne sont pas uniques dans l'Univers. Les résultats de cette étude sont publiés dans l'édition du 9 avril 2015 de la revue Nature.

De nouvelles observations réalisées avec ALMA révèlent que le disque protoplanétaire entourant la jeune étoile MWC 480 [1] contient une grande quantité d'acétonitrile (cyanure de méthyle (CH₃CN)), une molécule complexe à base de carbone.

Cette molécule et sa plus simple cousine, le cyanure d'hydrogène (HCN) ont été toutes les deux découvertes dans les confins froids du tout récent disque entourant l'étoile, dans une région que les astronomes pensent être analogue à la ceinture de Kuiper – le royaume des planétésimaux glacés et des comètes dans notre propre Système Solaire, au-delà de Neptune.

Les comètes conservent la primauté pour le développement d'une chimie dans le Système Solaire, à l'époque de la formation planétaire. Les comètes et les astéroïdes des bordures du Système Solaire sont supposés avoir ensemencés la jeune Terre avec de l'eau et des molécules organiques, aidant ainsi à créer les conditions pour le développement de la vie primordiale.

« L'étude des comètes et des astéroïdes montre que la nébuleuse solaire qui a engendré le Soleil et les planètes était riche en eau et en composants organiques complexes, » note Karin Öberg, astronome au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, Massachusetts, USA et premier auteur de cette étude.

« Nous avons même maintenant des preuves que cette chimie existe ailleurs dans l'Univers, dans des régions qui peuvent former des systèmes solaires pas forcément différents du notre. » Ce qui est particulièrement intriguant, souligne Karin Öberg, c'est que jusqu'à présent les molécules trouvées dans MWC 480 n'avaient été observées dans des concentrations similaires que dans les comètes du Système Solaire.

L'étoile MWC 480, dont la masse est environ deux fois celle du Soleil, est située à 455 années-lumière de la Terre, dans la région de formation stellaire du Taureau. Le disque qui l'entoure est dans les toutes premières phases de son développement. Il vient tout récemment de se créer à partir d'une nébuleuse sombre et froide de gaz et de poussière.  Les études avec ALMA et d'autres télescopes ont déjà permis de détecter des signes évidents de formation planétaire dans cette région, bien que des observations de plus haute résolution permettraient probablement de dévoiler des structures similaires à celles de l'étoile HL Tauri qui est d'un âge similaire.

Les astronomes savent depuis quelque temps que ces nuages interstellaires sombres et froids sont des facteurs très efficaces pour les molécules organiques complexes – incluant un groupe de molécules connues sous le nom de cyanures. Les cyanures et plus particulièrement les cyanures de méthyle sont importants car ils contiennent des liens carbone-azote qui sont essentiels pour la formation des acides aminés, la fabrication des protéines et des briques élémentaires de la vie.

Jusqu'à maintenant on n'a toutefois pas bien compris si ces mêmes molécules organiques complexes peuvent se former et survivre facilement dans l'environnement énergétique des très jeunes systèmes solaires en formation, où les chocs et les radiations peuvent facilement casser les liens chimiques.

En utilisant la remarquable sensibilité d'ALMA [2] les astronomes peuvent constater, avec les dernières observations, que ces molécules peuvent non seulement survivre, mais qu'elles prospèrent.

Un point important à noter est que les molécules détectées par ALMA sont bien plus abondantes que ce qui aurait été trouvé dans des nuages interstellaires. Ceci indique que les disques protoplanétaires sont très efficaces pour former des molécules organiques complexes et qu'ils sont également capables de les former sur des échelles de temps relativement courtes [3].

Quand ce système va évoluer, les astronomes supposent qu'il est possible que les molécules organiques, conservées en toute sécurité dans les comètes et autres corps glacés, puissent être transportées par la suite vers des environnements plus propices au développement de la vie.

« Grâce à l'étude des exoplanètes, nous savons que le Système Solaire n'est pas unique en son genre, que ce soit par son nombre de planètes ou par l'abondance d'eau » conclut Karin Öberg. « Nous savons maintenant que nous ne sommes pas unique en ce qui concerne la chimie organique. Une fois de plus nous avons appris que nous ne sommes pas spéciaux. Du point de vue de la vie dans l'Univers, c'est une grande nouvelle. »

Note(s) :

[1] Cette étoile n'a qu'un million d'année d'existence. En comparaison, le Soleil a plus de quatre milliards d'années. Le nom de MWC 480 fait référence au catalogue du Mount Wilson d'étoiles A et B avec des raies d'hydrogène brillantes dans leur spectre.

[2]ALMA est capable de détecter les faibles radiations des longueurs d'onde millimétriques qui sont naturellement émises par les molécules dans l'espace. Pour ces observations les plus récentes, les astronomes n'ont utilisé qu'une partie des 66 antennes d'ALMA alors que le télescope était dans une configuration de plus faible résolution. Les futures études de ce disque protoplanétaire, mais aussi d'autres disques avec ALMA dans sa configuration optimale révèleront encore plus de détails sur l'évolution chimique et structurelle des étoiles et des planètes.

[3] Cette formation rapide est essentielle pour s'affranchir des forces qui autrement pourraient casser les molécules. Aussi, ces molécules ont été détectées dans une partie relativement sereine du disque, entre environ 4,5 et 15 milliards de kilomètres de l'étoile centrale. Bien que très éloignée des caractéristiques du Système Solaire, dans les échelles de dimensions de MWC 480, ce serait en plein cœur de la zone de formation des comètes.

Plus d'informations :  

Cette recherche a été présentée dans un article intitulé “The Cometary Composition of a Protoplanetary Disk as Revealed by Complex Cyanides” par K.I. Öberg et al., publié dans l'édition du 9 avril 2015 de la revue Nature.

L'équipe est composée de Karin I. Öberg (Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics, Cambridge, Massachusetts, USA), Viviana V. Guzmán (Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics), Kenji Furuya (Leiden Observatory, Leiden University, Leiden, Pays Bas), Chunhua Qi (Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics), Yuri Aikawa (Kobe University, Kobe, Japon), Sean M. Andrews (Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics), Ryan Loomis (Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics) et David J. Wilner (Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics).

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une installation astronomique internationale, est le fruit d'un partenariat entre l'ESO, la U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec le Chili. ALMA est financé par l'Observatoire Européen Austral (ESO) pour le compte de ces Etats membres, la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC), le National Science Council of Tawain (NSC) et le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) in Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en Amérique du Nord, et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

- L'article scientifique dans Nature

- Photos d'ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1513/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En 2007, l'institutrice néerlandaise Hanny van Arkel a découvert une structure fantomatique jamais vue auparavant près d'une galaxie, alors qu'elle participait à un projet scientifique amateur en ligne appelé Galaxy Zoo. La galaxie abrite un quasar lumineux qui peut avoir illuminé l'apparition en la frappant avec un faisceau de lumière de gaz chaud autour d'un trou noir central. Les astronomes ont utilisé avec impatience le télescope spatial Hubble pour faire des observations de suivi, qui ont révélé des noeuds de poussières et de gaz dans le « blob verdâtre. » En supposant que cette caractéristique pourrait offrir un aperçu du comportement déroutant des galaxies actives, Bill Keel de l'Université d'Alabama, Tuscaloosa, a lancé une recherche pour d'autres phénomènes similaires. Après tout, lorsqu'il y a un étrange blob, il pourrait y en avoir plus. Keel a fait regarder à 200 bénévoles les données d'archives de 15.000 galaxies hébergeant des quasars. En fin de compte, il a trouvé huit autres galaxies avec des noyaux actifs lumineux qui ont illuminé de la matière bien au-delà du rayon de la galaxie. Les structures étranges ont des formes en boucle, en spirale et tressées. Les images de Hubble montrent qu'elles sont comme les restes de collisions de galaxies.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/13/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les enregistrements sismiques obtenus grâce au programme spatial Apollo (Apollo Lunar Surface Experiments Package) fournissent des informations très précieuses sur la structure interne de la Lune. Cependant, ces données ne suffisent pas à déterminer la structure ainsi que les propriétés de son noyau. Afin de mieux interpréter les différentes propriétés sismiques, des mesures de densité et de vitesse du son dans le fer aux pressions et températures existant dans le noyau lunaire, ont été obtenues par des chercheurs de l'équipe Minéralogie des intérieurs planétaires de l'IMPMC (CNRS, UPMC, IRD, MNHN) et présentées dans la revue PNAS. Ce travail qui fournit de nouvelles clés pour comprendre les observations sismiques, a permis de modéliser précisément la composition et la structure du noyau métallique de la Lune.

Le fer est le constituant principal du noyau des planètes de type tellurique (dont la structure globale est similaire à celle de la Terre). Il adopte une structure hexagonale compacte (hc) dans les conditions du noyau interne de la Terre, tandis qu'une structure cubique à faces centrées (cfc) est attendue aux pressions plus modérées de corps planétaires plus petits, comme la Lune, Mercure ou Mars. Déterminer les propriétés physiques du fer à haute pression et température est donc essentiel pour la modélisation des noyaux planétaires.

Les chercheurs ont mesuré la densité et la vitesse de propagation des ondes de compression et des ondes de cisaillement dans le fer cubique à faces centrées aux pressions et températures caractéristiques des intérieurs des planètes telluriques de petites dimensions. Les expériences ont été effectuées sur des échantillons de fer comprimés jusqu'à 19 GPa et chauffés jusqu'à 1150 K dans des cellules à enclume de diamant sur la ligne de lumière ID28 de l'ESRF (European Synchrotron Radiation Facility, Grenoble). La vitesse du son a ainsi été déterminée par mesures de diffusion inélastique des rayons X, tandis que la structure cristalline et sa densité ont été déterminées par diffraction des rayons X.

Les résultats indiquent que la vitesse sismique actuellement proposée pour le noyau interne de la Lune est bien inférieure à celle du fer-cfc ainsi que des alliages de fer plausibles. Cet ensemble de données apporte donc de très fortes contraintes sur les modèles sismiques du noyau lunaire et des noyaux des petites planètes telluriques et a permis de construire un modèle direct de la composition, structure, densité et vitesse du noyau de la Lune. Plus précisément, la Lune semble posséder un noyau interne solide d'environ 250 km de rayon constitué de fer en structure cfc, entouré par une enveloppe relativement fine, d'environ 80 km d'épaisseur, d'un alliage liquide de fer et de souffre. La structure globale du noyau lunaire est donc similaire à celui de la Terre avec un noyau externe liquide beaucoup plus petit en proportion.

La figure montre le modèle proposé du noyau lunaire avec sa structure, sa composition, ses dimensions et les valeurs de la densité (?) et vitesses (VP – vitesse des ondes de compression; VS – vitesse des ondes de cisaillement).

L'approche, ici employée pour comprendre les propriétés du noyau de la Lune, peut être étendue à d'autres planètes, comme Mars. L'objectif premier de la mission Insight du NASA Discovery Program, dont le lancement est prévu en mars 2016, est d'installer une station sismique pour l'étude de l'intérieur de Mars, mise au point par l'IPGP, le CNES et l'Université Paris Diderot. Les résultats présentés ici et l'ensemble des données similaires seront essentiels pour interpréter les observations sismiques.

Référence : 

Toward a mineral physics reference model for the Moon's core.

Daniele Antonangeli^a, Guillaume Morard^a, Nicholas C. Schmerr^b, Tetsuya Komabayashi^c, Michael Krisch^d, Guillaume Fiquet^a, and Yingwei Fei^e - PNAS, 1417490112, 16 mars 2015

a-Institut de Minéralogie, de Physique des Matériaux, et de Cosmochimie, CNRS , UPMC, IRD, MNHN, France ; b-Department of Geology, University of Maryland, US ; c-Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Japan ; d- European Synchrotron Radiation Facility, Grenoble, France ; e-Geophysical Laboratory, Carnegie Institution of Washington, US.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5258

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale, dirigée par des astrophysiciens de l'Institut d'astrophysique spatiale à Orsay (CNRS/Université Paris-Sud) et de l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie à Toulouse (CNRS/Université Paul Sabatier), ont découvert à l'aide des satellites Planck et Herschel de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) de nouvelles et énigmatiques galaxies lointaines formant d'impressionnantes quantités d'étoiles. La plupart de ces galaxies présentent la propriété de se regrouper fortement et pourraient être des amas de galaxies en en train de se former tant recherchés. Les scientifiques cherchent depuis longtemps à observer de telles formations qui peuvent aider à répondre à une problématique centrale de la cosmologie concernant la manière dont se forment les grandes structures dans l'Univers. Les premiers résultats sont publiés en ligne dans un article scientifique de la revue Astronomy & Astrophysics le 31/03/2015, signé par la collaboration Planck. Ce travail a fait l'objet d'un soutien du CNES, du CNRS, de la région Île-de-France et de l'ANR.

Étudier les époques où la formation d'étoiles dans les galaxies était très intense, est un bon moyen de connaître la dynamique et l'évolution des galaxies des grands amas, ainsi que les gaz intra-amas. Par de telles études, il est possible d'apporter de nombreuses contraintes observationnelles. Ces amas anciens sont aussi une source d'informations cosmologiques précieuses ; par exemple sur le contenu baryonique de l'Univers, l'agrégation de la masse à grande échelle et la formation des grandes structures, et, pour les temps les plus reculés, l'identification d'éventuelles d'inhomogénéités primordiales [1]. Pour toutes ces raisons, la quête d'amas de galaxies lointains ou de galaxies lointaines amplifiés par effet de lentille gravitationnelle est un sujet brûlant de la cosmologie observationnelle. À cette fin, le satellite Planck de l'ESA a le potentiel découvrir ces objets rares sur l'ensemble du ciel et l'observatoire spatial Herschel de l'ESA peut quant à lui parfaitement les examiner en détail.

Le satellite Planck fournit la première image de la totalité du ciel dans les ondes submillimétriques avec la sensibilité requise pour identifier systématiquement les sources à grand redshift [2] les plus lumineuses. Ces sources peuvent être soit des galaxies gravitationnellement amplifiées, soit le cumul de l'émission d'un ensemble de galaxies également sièges d'intenses et rapides formations d'étoiles appelées flambées (plus de 500 fois le taux de formation de notre Galaxie). Dans cette étude, les astrophysiciens ont découvert que la plupart des candidats Planck à grand redshift sont de telles concentrations de galaxies.

Ces groupes de galaxies sont prédits par les modèles, et devraient se trouver dans les halos de matière noire les plus massifs qui croissent et se contractent rapidement avec en leur sein du gaz et des galaxies. Ils constituent précisément les premiers amas de galaxies tant recherchés (parfois appelés proto-amas) qui sont une étape intermédiaire, un chainon manquant, entre les inhomogénéités quantiques de l'Univers primordial et les grandes structures qui forment l'Univers contemporain. En effet, l'Univers actuel n'est pas homogène, la matière se concentre dans de grandes structures et les scientifiques pensent que ces irrégularités sont la conséquence des fluctuations quantiques de la matière dans les premiers instants après le Big Bang.

Peu d'informations sont disponibles sur ces groupes de galaxies, et avec cette étude, les scientifiques de Planck ont commencé une recherche dédiée et systématique dans les données de la collaboration et beaucoup de candidats ont été découverts. Les scientifiques ont ensuite fait appel à Herschel qui a observé plus de 200 de ces objets. La résolution angulaire de Herschel et sa haute sensibilité a alors permis de dévoiler la nature des candidats à grand redshift identifiés Planck. En plus de galaxies gravitationnellement amplifiées, les chercheurs ont pu identifier et caractériser des concentrations de galaxies rouges (haut redshift) potentiellement en train de constituer des amas. En effet, certaines d'entre elles montrent des signes concourants et non équivoques d'agrégation en amas.

Les chercheurs ont été surpris tantôt par le flux élevé de certaines galaxies, tantôt par la forte concentration angulaire d'autres galaxies. La découverte de tant de galaxies à flambée de formation stellaire si concentrées dans de petites régions ciel est frappante. Nous pourrions-là être témoins d'un épisode mystérieux et manquant dans notre compréhension de la formation des grandes structures cosmologiques : la phase où des galaxies ont formé intensément des étoiles à grand redshift en même temps qu'elles se regroupaient en amas, précurseurs des grands amas actuels.

En résumé, les astrophysiciens ont découvert que la plupart des candidats Planck à grand redshift sont des concentrations de galaxies formant intensément des étoiles. Plus important encore, de nombreux indices montrent qu'elles pourraient être des amas en train de se former. Cette importante découverte révèle les grandes structures dans leur phase de formation jamais observée auparavant avec autant de détails et sur un si large échantillon. En outre, quelques joyaux sont également détectés dans le reste des données : des galaxies ultra brillantes à haut redshift, amplifiées par effet de lentille gravitationnelle, permettant une étude physique aussi détaillée de la composition du gaz et de la dynamique que dans les galaxies proches.

Note(s): 

[1] Elles sont appelées non-gaussianités primordiales et sont les fluctuations quantiques de l'Univers naissant prédites par certains modèles cosmologiques

[2] le redshift (ou décalage vers le rouge cosmologique) est une mesure liée à la distance cosmologique de l'objet. Ainsi, un objet qui émet dans l'infrarouge peut être vu dans le submillimetrique. Plus une source lumineuse est éloignée plus elle sera observé avec un décalage important vers le rouge. Les sources à grand redshift correspondent ainsi à des objets éloignés et anciens, et donc de l'Univers jeune.

Pour en savoir plus: 

Ce travail, dirigé par des enseignant-chercheurs et chercheurs des laboratoires du CNRS et de l'Université Paris-Sud, fait l'objet d'un soutien du CNES, du CNRS (PNCG), de la région Île-de-France et de l'ANR.

À propos de Planck
Lancé en 2009, Planck a été conçu pour cartographier le ciel dans neuf fréquences en utilisant deux instruments à la pointe de la technologie : l'instrument à basse fréquence LFI, qui comprend les bandes de fréquences 30-70 GHz, et l'instrument à haute fréquence HFI, qui couvre les fréquences entre  100-857 GHz. HFI a terminé son enquête en Janvier 2012, LFI a continué à faire des observations scientifiques jusqu'au 3 octobre 2013, avant d'être éteint le 19 octobre 2013.
La première image du ciel complet de Planck a été publiée en 2010, et les premières données scientifiques ont été publiés en 2011. La première image du fond cosmologique a été publiée en mars 2013.

La collaboration scientifique Planck se compose de tous les scientifiques qui ont contribué au développement de la mission, et qui participent à l'exploitation scientifique des données au cours de la période de propriété. Ces scientifiques sont membres de l'une ou plusieurs des quatre consortia : le Consortium LFI, Consortium HFI, le Consortium DK-Planck, et Bureau des sciences Planck de l'ESA. Les deux centres de traitement des données de Planck sont situés à Paris, en France et Trieste, en Italie. Le consortium du LFI est dirigé par N. Mandolesi, Agence Spaziale Italiana ASI, Italie (vice-PI: M. Bersanelli, Universita 'degli Studi di Milano, Italie), et a été responsable du développement et de l'exploitation de LFI. Le consortium HFI est dirigé par J-L. Puget, Institut d'Astrophysique Spatiale à Orsay, France (vice-PI: F. Bouchet, Institut d'Astrophysique de Paris, France), et a été responsable du développement et de l'exploitation de HFI. Le CNES a soutenu le développement de HFI, de son centre de traitement (DPC), et de l'exploitation.

Plus d'informations sur http://www.planck.fr

À propos de Herschel
Herschel, l'observatoire spatial de pointe de l'ESA, est constitué du plus grand et du plus puissant télescope infrarouge jamais envoyé dans l'espace. Le premier observatoire couvrant toute la gamme de l'infrarouge lointain au submillimétrique, Herschel est sensible à l'infrarouge lointain bien au delà de toutes les missions précédentes. Il permet d'étudier les régions invisibles de l'Univers proche et lointain, froides et obscurcies par la poussière interstellaire.

L'observatoire dispose de trois instruments scientifiques de pointe : deux caméras et un spectromètre à très haute résolution.

Plus d'informations sur http://www.herschel.fr

Référence : 

High-redshift infrared galaxy overdensity candidates and lensed sources discovered by Planck and confirmed by Herschel-SPIRE, Planck Collaboration, Astronomy & Astrophysics, XX/XX/2015

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5251

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie